Efeito de Wilson: Quão “profundas” são as manchas solares?
Recentemente, aprendi sobre o efeito Wilson da atmosfera do Sol. O Curso Avançado Saas Fee de 2009 39 afirma:
Perto do ramo solar, a umbra [a região circular escura de uma mancha solar] e a penumbra do lado central [a borda mais clara da mancha solar] desaparecem. Nós vemos$400-800{\rm km}$ mais profundamente nas manchas solares do que na fotosfera.
Então, há uma publicação intitulada The sunspot - shallow or deep? por Solov'ev e Kirichek de 2014 que diz no abstrato:
Dois modelos de manchas solares são comparados - rasos e profundos. De acordo com o primeiro, uma mancha solar, como uma região ocupada por um forte campo regular e plasma comparativamente frio, penetra na zona de convecção solar a uma profundidade rasa de cerca de 4 Mm. [...]
Além disso, há uma tese de doutorado de Benjamin Beeck de 2015 que mostra, por exemplo, o seguinte gráfico:
Em outras palavras, tenho valores entre $400 \ldots 7300 {\rm km}=7.3 {\rm Mm}$para as profundezas de uma mancha solar que me confunde um pouco - eu apreciaria se alguém pudesse me explicar a gama bastante grande de profundidades. Por um lado, estou interessado na profundidade da umbra medida a partir da penumbra (se pode ser vista como plana), e por outro lado também gostaria de saber a distância da penumbra ao final do ( visível) fotosfera, idealmente com barras de erro.
Respostas
Perguntas interessantes! Espero poder derramar um pouco de sol sobre eles.
Conforme declarado no resumo que você cita, compreender e modelar as manchas solares é uma questão em aberto , especialmente a questão de como a estabilidade das manchas solares é mantida.
Existem muitos modelos, como indicam suas citações. Em primeiro lugar, alguns esclarecimentos terminológicos: o "efeito Wilson" hoje em dia é essencialmente um modelo para explicar a física das manchas solares. A "depressão de Wilson" é um componente observável de uma mancha solar: a altura geométrica da superfície solar visível é deprimida em comparação com o resto do sol. Na época de Wilson, era uma hipótese, mas tais depressões foram medidas, por exemplo, veja a figura aqui. Em princípio, como a ideia é que a mancha solar é gerada por atividade convectiva abaixo da fotosfera (ou seja, o transporte de calor convectivo é bloqueado por campos magnéticos intensos, razão pela qual campos magnéticos fortes são necessários para sustentar uma mancha solar estável), a mancha solar pode ser muito mais profundo do que podemos observar, uma vez que não podemos ver diretamente abaixo da fotosfera (já que o plasma do Sol se torna muito opaco).
Existem outros modelos para explicar a depressão de uma mancha solar. Por exemplo, um modelo recente , que (aparentemente) está livre de quaisquer incertezas sistemáticas devido a nenhuma suposição dependente do modelo, minimiza a divergência do campo magnético derivado de observações espectropolarimétricas. Ao aplicar sua estrutura a observações de uma mancha solar, eles afirmam:
A depressão de Wilson derivada (∼600 km) é consistente com os resultados tipicamente obtidos com o efeito de Wilson.
Seus resultados são consistentes com os de estudos que empregam o efeito Wilson, por exemplo, como você cita no Saas Fee Advanced Course de 2009 39.
Então, suas perguntas:
Eu apreciaria se alguém pudesse me explicar a ampla gama de profundidades. Por um lado, estou interessado na profundidade da umbra medida a partir da penumbra (se pode ser vista como plana), e por outro lado também gostaria de saber a distância da penumbra ao final do ( visível) fotosfera, idealmente com barras de erro.
Produzir um enredo com respostas mais precisas e com barras de erro envolveria alguém que já fez tal enredo, ou eu teria que fazer um. Não tenho tempo para fazer isso sozinho e não consigo encontrar um artigo publicado com ele (pode estar lá fora). Então, vou tentar explicar mais conceitualmente. Além disso, não podemos ver abaixo da fotosfera, então acho que métodos indiretos teriam que ser usados para obter barras de erro em observações da profundidade da umbra, que estou tendo problemas para encontrar (e duvido que já tenha sido feito! EDITAR: veja o próprio último parágrafo sobre heliosismologia).
O artigo wiki afirma: "A magnitude da depressão é difícil de determinar, mas pode ser tão grande quanto 1.000 km." Mas não cita esta afirmação;)
Modelos do efeito Wilson, como aqueles que você cita, estão tentando explicar o surgimento de uma mancha solar como originada de dentro do envelope convectivo do interior estelar. Isso é razoável ?: a profundidade citada de$\sim 7.3$Mm para essas ondas de plasma estão pelo menos dentro do raio solar, que é $\sim 10^9$m = 1 Gm. A fotosfera é a mais profunda no interior do Sol que podemos ver opticamente e se estende por cerca de 4x10$^5$m. Portanto, é concebível que a mancha solar possa existir em profundidades abaixo da fotosfera, dentro de uma região convectiva do sol, sem que a parte inferior da mancha solar seja muito profunda.
EDIÇÃO ADICIONADA: Nos modelos de Solov'ev e Kirichek, por exemplo, 2014, "a estabilidade das manchas solares [é] uma função de seu raio e intensidade do campo magnético [que] varia monotonicamente com o raio de cerca de 700 G até um limite assintótico de cerca de 4000 G. A profundidade da depressão de Wilson cresce linearmente com B. O intervalo de equilíbrios estáveis é limitado de forma que manchas solares maiores (raio maior que cerca de 12-18 Mm) são instáveis, o que pode explicar a ausência de manchas solares muito grandes em o Sol, bem como o aparecimento de pontes de luz em grandes manchas solares dividindo-as em várias partes. Manchas solares com B na faixa de 2,6–2,7 kG e um raio umbral de cerca de 2 Mm são as mais estáveis. " Citação tirada da Nota 4. deste revisão de heliosismologia (também no último parágrafo abaixo), e veja a Figura 22 dessa revisão para um esquema de seu modelo.
Na tese que você cita por B. Beeck, o artigo principal encontrado aqui , a geometria da umbra (nem da penumbra) NÃO é conhecida a priori, então eles fazem suposições e verificam com suas simulações numéricas detalhadas. Eles variam sistematicamente as condições iniciais, condições de contorno, força do campo magnético e a profundidade da mancha solar para tentar produzir uma mancha solar fisicamente estável. Eles encontram:
As manchas solares estáveis requerem um campo magnético de> 4kG nas camadas do subsolo. A estrutura (por exemplo, gradiente de T) abaixo de z ~ 2-3 Mm parece ser importante para a estabilidade das manchas solares. Isso também indica que as manchas solares não podem ser fenômenos muito superficiais. Assim, eles concluem: As manchas solares estáveis precisam de um campo magnético de B ≥ 6 kG a profundidades de 5-6 Mm.
Eles especulam que este requisito de estabilidade pode descartar geometrias de manchas solares que são planas (ou seja, não profundas). Eles tentam quantificar isso com geometria de cunha / placa, onde uma maior força de campo magnético na parte inferior da mancha solar leva a uma intensidade umbral mais baixa e uma penumbra mais pronunciada (ver 5º slide a partir do final), o que poderia ser usado para descartar observacionalmente certas geometrias das manchas solares.
EDIÇÃO ADICIONADA: Assim, a gama de escalas aqui envolvida fazem parte de uma área ativa de pesquisa. Existem muitas razões teóricas para suspeitar que as manchas solares podem ser profundas e grandes, da ordem de ~ Mm, mas só podemos sondar o sol até certo ponto, então estamos geralmente limitados a ver apenas na ordem de ~$10^5$m, que é consistente com a profundidade da fotosfera. Isso resulta na exata estrutura e profundidade da umbra e penumbra não sendo bem compreendidas, atualmente, embora a dependência de vários parâmetros seja bem compreendida dentro de certas estruturas.
Logo após postar esta resposta, percebi que a heliosismologia é uma forma de tentar contornar a questão de sondar mais profundamente do que a fotosfera, e parece promissor! Os avanços na heliosismologia há muito tempo anteciparam as percepções do interior do Sol, para exemplos aqui e aqui , o que produziu estimativas comparáveis para a profundidade das manchas solares, ou seja,$\sim$1 mm. Acho que esta é uma área ativa de pesquisa e será bom acompanhar seu desenvolvimento. Veja aqui uma revisão (semi) recente.